In ons melkwegstelsel tollen zo’n 200 miljard sterren rond. Onze zon is er daar één van. Daarenboven zijn er zeker nog zo’n 100 miljard andere sterrenstelsels met een vergelijkbaar aantal sterren.

De huidige fysica begrijpt hiervan het gedeelte dat past binnen de mechanica, het elektromagnetisme, de kwantummechanica en de theorie van de relativiteit. Zo weten we dat de wereld om ons heen samengesteld is uit bosonen en fermionen. Bosonen zoals het licht zijn genoemd naar Sayendra Nath Bose (1894-1974) en fermionen zoals tastbare deeltjes naar Enrico Fermi (1901-1954). Bosonen zijn met weinig plaats tevreden, terwijl fermionen veel plaats nodig hebben. Met andere woorden: bosonen zijn vriendelijke deeltjes die graag dicht bij elkaar zitten en fermionen zijn vijandige deeltjes die mekaars gezelschap mijden.

 Ook weten we dat tijd en ruimte zo’n 13,7 miljard jaar geleden ontstonden tijdens de Oerknal. Aanvankelijk was de beschikbare ruimte zodanig klein dat er alleen plaats was voor bosonen in de vorm van straling. De extreme grote energie-dichtheid van die straling (en dus dito hoge temperatuur) dreef de expansie van het heelal aan. Albert Einstein (1879-1955) toonde echter aan dat massa en energie twee uitingen zijn van hetzelfde ding. Straling en massa zijn onderling verwisselbaar via het onwrikbaar delta (E)=delta (m)c^2 -beginsel. Naarmate de uitzetting van het heelal vorderde, zette straling zich dus geleidelijk om in massa. Het door straling gedomineerde universum werd stilaan door massa gedomineerd. Eerst werden de twee eerste elementen van de Tabel van Mendeleev gevormd: waterstof (75% van de totale massa) en helium (voor de resterende 25%). Dit was een voorlopig eindpunt voor de vorming van massa, want het universum was toen al te volumineus en de temperatuur dus teveel gezakt om via kernfusie de volgende elementen van de Tabel van Mendeleev te vormen.

 

De eerste sterren

 Zo’n 300.000 jaar na de Oerknal werden de eerste melkwegstelsels gevormd. Aanvankelijk zonder één enkele ster in een omgeving met alleen maar waterstof en helium. Onze Melkweg was niet bij de eersten want hij ontstond “pas” zo’n tien miljard jaar geleden. Sterren vormden zich in melkwegstelsels op die plaatsen waar de dichtheid toevallig een beetje groter was dan elders. James Jeans (1877-1946) berekende hoe groot en hoeveel massa zo’n verdichting moet hebben vooraleer te kunnen samentrekken tot ster onder invloed van zijn eigen zwaartekracht. Voor onze zon betekent dit een wolk met een dichtheid van tienduizend deeltjes per cm^3 (dat is heel ijl voor aardse maatstaven) en een straal van zo’n 3,5 duizend miljard kilometer. Die wolk werd door zijn eigen zwaartekracht 5 miljoen maal kleiner tot zijn huidige straal van 700.000 km werd bereikt. Dichtheid en temperatuur liepen op tot hun huidige waarden. In het centrum van de wolk waren temperatuur en dichtheid nu voldoende groot om de eerste kernfusiereacties te beginnen. Wel te verstaan in een middenstof met 75% waterstof en 25% helium. De energie die geleverd wordt door die kernfusiereacties stroomt in de zon (en alle andere sterren) van binnen naar buiten en belet de verdere inkrimping. De straal van de zon is en blijft onder die omstandigheden 700.000 km.

Onze zon ontstond echter maar zo’n 4,6 miljard jaar geleden uit een wolk die noodzakelijkerwijze voldeed aan het Jeans-criterium maar wel bestond uit 73% waterstof en 25% helium en voor de resterende 2% uit alle andere elementen van de Tabel van Mendeleev. Tot en met Uranium. Die resterende 2% zijn onmisbaar voor het ontstaan van leven. Plus voor het gebruik van koelkasten en fietsen en … De vraag naar de vorming van die vitale 2% dringt zich dus op.

 

het begin van een ster

 De zon heeft een massa van 2 x 10^30 kg en straalt à rato van 4 x 10^26 watt. Vier waterstofkernen kunnen samensmelten tot één heliumkern. Hierbij gaat telkens een kleine hoeveelheid delta(m) aan massa verloren. We weten ook dat de kernfusiereacties die dankzij delta (E)=delta (m)c^2, 4 x 10^26 watt aan energie leveren slechts optreden daar waar temperatuur en dichtheid voldoende groot zijn. Dit gebeurt vanaf het centrum van de zon tot 200.000 km naar buiten. Hierbij wordt uitsluitend waterstof samengesmolten tot helium. Sterren besteden 90% van hun levensduur aan deze actie. Sterrenkundigen noemen dit de hoofdreeks, juist omdat 90% van de sterren zich in die situatie bevinden. 

We kunnen dus precies de tijd uitrekenen tot het moment dat de ster al zijn waterstof in zijn inwendige heeft omgezet tot helium. De ster heeft dan zijn jeugd (lees hoofdreeksleeftijd) achter de rug. De zon heeft voldoende massa om zich gedurende tien miljard (10^10) jaar levend op de hoofdreeks te noemen. Daarvan is momenteel een kleine helft voorbij.

Een Jeans-wolk van 1 zonsmassa levert een ster met 1 zonsmassa. In de natuur bestaan sterren van 0,08 tot 100 zonsmassa’s. Uiteraard ontstaan uit Jeans-wolken van 0,08 tot 100 zonsmassa’s. Sterren met minder massa dan 0,08 kunnen zelf geen straling produceren. Het zijn dus een soort planeten. Sterren met meer massa dan 100 zonsmassa’s, stralen danig fel dat ze zichzelf opblazen.

 Sterren met 0,08 zonsmassa stralen maar met één tienduizendste van de zonnestraling. Ze hebben dus maar 8% van de hoeveelheid brandstof in vergelijking met de zon, maar ze zijn er tienduizend keer zuiniger mee. Zij vertoeven dus  10^10 x 0,08 x 10^4 = 8 x 10^12 jaar op de hoofdreeks. Dat is langer dan de leeftijd van het universum. Weinig massieve sterren zien er dus nog precies hetzelfde uit als toen ze geboren werden. De “eeuwige” jeugd.

 Sterren met 100 zonsmassa’s stralen bijna een miljoen maal intenser dan de zon. Ze hebben dus honderd maal meer brandstof dan de zon maar ze zijn er bijna een miljoen keer kwistiger mee. Zij vertoeven iets meer dan  (10^10 x 100)/ 10^6 = 10^6 jaar op de hoofdreeks. Dit betekent dat tijdens het bestaan van ons melkwegstelsel (jaar) talrijke generaties van massieve sterren zijn geboren en gestorven.

wetenschap nieuws krabnevel

De huidige krabnevel is wat er overblijft van een supernova die in het jaar 1054 plaatsvond. Aldus wordt de ruimte tussen de sterren gevuld met alle elementen van de Tabel van Mendeleev.

 

Evolutie na de fusie van waterstof tot helium

 Als alle waterstof is omgezet tot helium begint de kern van de ster te krimpen omdat de naar buiten gerichte energiestroom en de ermee gepaard gaande stralingsdruk ophoudt met bestaan. Al krimpende gaat de ster op zoek naar het volgende kernfusieproces. Op dat ogenblik biedt hij alleen helium aan als brandstof. Bij het krimpen lopen druk, dichtheid en temperatuur verder op tot voldoende grote waarden bereikt worden om drie heliumkernen te kunnen samensmelten tot één koolstofkern. Ook hier gaat ook telkens een kleine hoeveelheid delta(m) aan massa verloren en omgezet in een hoeveelheid straling die nu koolstof aanmaakt in het sterinwendige. Van nu af aan is er niet alleen waterstof en helium in het universum. Tijdens het krimpen van het hart van de ster, zet de buitenmantel uit (wet van actie en reactie). De ster is een reus geworden. De straal van de zon zal dan veel groter zijn dan de huidige 700.000 km.

 Dit verhaal loopt verder tot de vorming van het 56ste element van de Tabel van Mendeleev. Telkens een kern krimpt tot de volgende kernfusiereactie wordt gevonden, zetten de buitenlagen van de ster verder uit. Met het steeds aanwezige helium en de nieuw gevormde elementen kunnen we een rijtje samenstellen:

 

C + He -> O          C + C -> Mg          Mg + He -> Si

 

Si + He -> S          S + He -> Ar          Ar + He -> Ca

 

Ca + He -> Ti       Ti + He -> Cr         Cr + He -> Fe          Fe + He -> Ni

 

Op deze manier worden in het inwendige van de sterren alle elementen (tot en met ijzer en nikkel) gevormd. De laatste samentrekkingen van de kern tot de vorming van een hart met alleen maar ijzer en nikkel gaat gepaard met het explosief naar buiten drijven van de buitenlagen als een supernova. Aan de binnenkant blijft dan alleen een ijzer-nikkel kern over. Dit zijn de neutronsterren en pulsars. Ze hebben meer massa dan de zon en hebben een straal van amper 10 km. Soms blijft er helemaal niets over. Maar om met Antoine Lavoisier (1743-1794) te spreken: Met “Rien ne crée, rien ne se perd”  vinden we alle elementen van de Tabel van Mendeleev terug in de ruimte tussen de sterren.

 En op die manier. Na tientallen generaties massieve sterren die allemaal niet erg lang leven wordt uiteindelijk de interstellaire ruimte waarin nieuwe sterren geboren worden verrijkt van een waterstof-helium inhoud tot een inhoud met alle elementen van de Tabel van Mendeleev. Ook hier worden wolken gevormd die voldoen aan het criterium van Jeans. Waardoor sterren gevormd worden zoals de zon. Die bestaan niet alleen uit waterstof en helium maar wel uit alle elementen die de zeldzame rijkdom uitmaken van moeder aarde.

 De aandachtige lezer(es) zal opmerken dat dit verhaal steekhoudend is tot ijzer/nikkel. Maar waar komen dan de elementen tot en met uranium vandaan? Mogen we deze vraag houden tot een volgend verhaal waarin we natuurlijk een extra paragraaf natuurkunde zullen moeten ophoesten.

 De nog meer aandachtige lezer(es) zal opmerken dat heel wat vragen onbeantwoord blijven. Wat we echter met zekerheid weten is dat –bijvoorbeeld- beweringen van creationisten kant noch wal raken. De leeftijd van de wereld om ons heen is echt veel, veel ouder dan de optelsom van het aantal levensdagen uit een verzameling van aartsvaders, kleine en grote profeten. Zo’n 7 duizend jaar, zo beweren ze.